|
|
<sect1 id="ai-magnitude">
|
|
|
<sect1info>
|
|
|
<author
|
|
|
><firstname
|
|
|
>Girish</firstname
|
|
|
> <surname
|
|
|
>V</surname
|
|
|
> </author>
|
|
|
</sect1info>
|
|
|
<title
|
|
|
>Шкала звёздных величин</title>
|
|
|
<indexterm
|
|
|
><primary
|
|
|
>Шкала звёздных величин</primary>
|
|
|
<seealso
|
|
|
>Потоки излучения</seealso
|
|
|
> <seealso
|
|
|
>Цвета и температуры звёзд</seealso
|
|
|
> </indexterm>
|
|
|
<para
|
|
|
>2500 лет назад древнегреческий астроном Гиппарх классифицировал видимые звёзды по яркости, используя шкалу от 1 до 6. Он назвал самые яркие звезды неба <quote
|
|
|
>звёздами первой величины</quote
|
|
|
>, а самые слабые из тех, которые он мог видеть, — <quote
|
|
|
>шестой величины</quote
|
|
|
>. Удивительно, что спустя две с половиной тысячи лет классификация Гиппарха все ещё широко используется астрономами, хотя и была усовершенствована и переработана.</para>
|
|
|
<note
|
|
|
><para
|
|
|
>Шкала звёздных величин идёт в направлении обратном привычному: яркие звёзды имеют <emphasis
|
|
|
>меньшую</emphasis
|
|
|
> величину, чем тусклые. </para>
|
|
|
</note>
|
|
|
<para
|
|
|
>Современная шкала величин представляет собой количественную меру <firstterm
|
|
|
>потока</firstterm
|
|
|
> света от звезды по логарифмической шкале: </para
|
|
|
><para
|
|
|
>m = m_0 - 2,5 * log (F / F_0) </para
|
|
|
><para
|
|
|
>Проще говоря, величина звезды (m) отличается от некой стандартной величины (m_0) на логарифм отношения их потоков, умноженный на 2,5. Этот коэффициент и логарифм приводят к тому, что разница в потоке в 100 раз даёт разницу в 5 звёздных величин. То есть звезда шестой величины в 100 раз слабее звезды первой величины. Простая классификация Гиппарха использует относительно сложную функцию, потому что глаз человека именно так реагирует на яркость света. </para
|
|
|
><para
|
|
|
>Есть несколько различных шкал звёздных величин, каждая из которых служит своей цели. Чаще всего используется шкала видимой звёздной величины; это простая оценка того, как ярка звезда (или другой объект) для человеческого глаза. Она определяет яркость звезды Вега за нулевую точку отсчёта и присваивает другим звёздам величину на основе уравнения, приведённого выше. </para
|
|
|
><para
|
|
|
>Трудно сравнивать звёзды только по видимой величине. Представьте себе, что две звёзды имеют одну видимую величину, так что выглядят они одинаково. Однако при взгляде на них нельзя сказать, одинаковая ли у них <emphasis
|
|
|
>собственная</emphasis
|
|
|
> яркость, ведь возможно, что одна звезда ярче другой, но расположена дальше. Если бы мы знали расстояния до звёзд (см. статью <link linkend="ai-parallax"
|
|
|
>Параллакс</link
|
|
|
>), мы могли бы их учесть и посчитать <firstterm
|
|
|
>абсолютную звёздную величину</firstterm
|
|
|
>, уже отражающую собственную яркость звезды. Абсолютная величина равняется относительной при условии, что звезда расположена на расстоянии 10 парсеков от наблюдателя (1 парсек равен 3,26 светового года или 3,1 x 10^16 м). Абсолютная величина (M) может быть подсчитана из относительной (m) при расстоянии d в парсеках по формуле: </para
|
|
|
><para
|
|
|
>M = m + 5 - 5 * log(d) (обратите внимание, что M=m, если d=10) </para
|
|
|
><para
|
|
|
>Современная шкала звёздных величин уже не основывается на человеческом зрении, сейчас анализируются фотоснимки и используются фотоэлектрические фотометры. С помощью телескопов мы можем наблюдать объекты намного слабее тех, которые были доступны невооружённому глазу Гиппарха, поэтому шкала была расширена. Сейчас космический телескоп Хаббла может наблюдать звёзды 30 величины, то есть в <emphasis
|
|
|
>триллион</emphasis
|
|
|
> раз слабее, чем Вега. </para
|
|
|
><para
|
|
|
>И в заключении: величина обычно измеряется через определённый цветовой фильтр, и поэтому величины подписываются в соответствии с фильтром (например, m_V означает фильтр <quote
|
|
|
>видимого</quote
|
|
|
> излучения, в основном, в зелёной части спектра; m_B — синий фильтр, m_pg — яркость, вычисленную с использованием фотопластинки и т.д.). </para>
|
|
|
</sect1>
|
